No kā sastāv supernova. Supernova – nāve vai jaunas dzīves sākums? supernovas sprādziens

Neitrīno fizika strauji attīstās. Pirms mēneša tika paziņots par neitrīno reģistrēšanu no gamma staru uzliesmojuma, kas ir galvenais neitrīno astrofizikas notikums.
Šajā rakstā mēs runāsim par neitrīno reģistrāciju no supernovām. Reiz cilvēcei jau ir laimējies tos atklāt.
Nedaudz pastāstīšu par to, kādi dzīvnieki ir šīs “supernovas”, kāpēc tās izstaro neitrīnos, kāpēc ir tik svarīgi reģistrēt šīs daļiņas un, visbeidzot, kā tās cenšas to paveikt ar observatoriju palīdzību plkst. Dienvidpols, Vidusjūras un Baikāla dibenā, zem Kaukāza kalniem un Alpos.
Pa ceļam mēs uzzinām, kas ir “urka process” – kurš ko nozog un kāpēc.

Pēc ļoti ilga pārtraukuma turpinu rakstu sēriju par neitrīno fiziku. Pirmajā publikācijā mēs runājām par to, kā šāda daļiņa vispār tika izgudrota un kā tā tika reģistrēta, kurā es runāju par pārsteidzošo neitrīno svārstību fenomenu. Šodien mēs runāsim par daļiņām, kas nonāk pie mums no ārpuses Saules sistēmas.

Īsi par supernovām

Zvaigznes, ko redzam naksnīgajās debesīs, nepaliek tādā pašā stāvoklī mūžīgi. Tāpat kā viss, kas mūs ieskauj uz Zemes, viņi piedzimst, ilgstoši spīd vienmērīgi, bet galu galā vairs nevar saglabāt savu agrāko degšanu un iet bojā. Lūk, kā varētu izskatīties zvaigznes dzīves ceļš, izmantojot Sauli kā piemēru:

(ar) . Saules dzīves cikls

Kā redzams, Saules mūža beigās strauji palielināsies izmēri līdz pat Zemes orbītai. Taču fināls būs pietiekami mierīgs – čaula tiks nobirta un kļūs par skaistu planētu miglāju. Šajā gadījumā zvaigznes kodols pārvērtīsies par baltu punduri - kompaktu un ļoti spilgtu objektu.

Taču ne visas zvaigznes savu ceļojumu beidz tik mierīgi kā Saule. Pie pietiekami lielas masas (> 6-7 Saules masas) var notikt zvērīga spēka sprādziens, to sauks par supernovas sprādzienu.

Kāpēc sprādziens?

Degviela zvaigznēm ir ūdeņradis. Zvaigznes dzīves laikā, atbrīvojoties enerģijai, tā pārvēršas par hēliju. Tieši no šejienes tiek ņemta enerģija zvaigžņu mirdzēšanai. Laika gaitā ūdeņradis beidzas, un hēlijs jau sāk pārvērsties tālāk pa periodisko tabulu smagākos elementos. Šāds process izceļ vairāk enerģijas un zvaigznes augšējie slāņi sāk uzbriest, zvaigzne kļūst sarkana un stipri izplešas. Bet elementu transformācija nav bezgalīga, stabilā režīmā tas var sasniegt tikai dzelzi. Turklāt process vairs nav enerģētiski labvēlīgs. Un tagad mums ir milzīga, milzīga zvaigzne ar dzelzs kodolu, kas gandrīz nespīd, tas nozīmē, ka no iekšpuses nav viegla spiediena. Augšējie slāņi sāk strauji nokrist uz serdes.

Un šeit ir iespējami divi scenāriji. Viela var klusi un mierīgi, bez jebkādas rotācijas un vilcināšanās nokrist uz kodolu. Bet atcerieties, ka bieži jums izdodas izlaist ūdeni no vannas / izlietnes, lai neveidotos piltuve? Mazākās svārstības un viela griezīsies, būs svārstības, nestabilitāte ...

Tehniski iespējams superstabils scenārijs, divi pat ir novēroti. Zvaigzne paplašinājās un paplašinājās un pēkšņi pazuda. Bet interesantāk ir, kad zvaigzne tirgojas!

Smagas zvaigznes kodola sabrukšanas simulācija.
Vairāku superdatoru daudzu mēnešu darbs ļāva novērtēt, kā tieši sarūkošas zvaigznes kodolā radīsies un attīstīsies nestabilitāte.

Jau minēts, ka zvaigžņu kodolos var veidoties elementi tikai līdz dzelzs. No kurienes tad nāca pārējie atomu kodoli Visumā? Supernovas sprādziena procesā rodas milzīgas temperatūras un spiedieni, kas padara iespējamu smago elementu sintēzi. Godīgi sakot, fakts, ka visi atomi, ko mēs redzam sev apkārt, kādreiz sadega zvaigžņu centrā, mani joprojām ļoti šokē. Un tas, ka visiem kodoliem, kas ir smagāki par dzelzi, bija jāpiedzimst supernovas sprādzienā, parasti ir neaptverams.

Vispārīgi runājot, sprādzienam var būt cits iemesls. Zvaigžņu pāris riņķo ap kopīgu centru, no kuriem viens ir baltais punduris. Tas lēnām nozog partnerzvaigznes vielu un palielina tās masu. Ja tas pēkšņi uzvelk daudz matērijas uz sevi, tas neizbēgami eksplodēs - tas vienkārši nevar visu matēriju noturēt virspusē. Šāda zibspuldze tika nosaukta un spēlēja galveno lomu Visuma definīcijā. Taču šādi uzliesmojumi gandrīz nerada neitrīno, tāpēc turpmāk mēs koncentrēsimies uz masīvu zvaigžņu sprādzieniem.

Urka process jeb kas zog enerģiju

Ir pienācis laiks pāriet uz neitrīniem. Supernovas sprādzienu teorijas izveides problēma, kā tas bieži notiek, bija saistīta ar enerģijas nezūdamības likumu. Debeta/kredīta atlikums spītīgi nesakrita. Zvaigznes kodolam vienkārši jāizstaro milzīgs enerģijas daudzums, bet kādā veidā? Ja izstaro parasto gaismu (fotonus), tad tie iestrēgs kodola ārējos apvalkos. No Saules kodola fotoni tiek atlasīti līdz virsmai desmitiem vai pat simtiem miljonu gadu. Un supernovas gadījumā spiediens un blīvums ir par kārtas augstāki.

Risinājumus atrada Georgijs Gamovs un Mario Šēnbergs. Reiz, atrodoties Riodežaneiro, Gamovs spēlēja ruleti. Vērojot, kā nauda pārvēršas čipsos un pēc tam atstāj īpašnieku bez pretestības, viņam ienāca prātā, kā tādu pašu mehānismu var pielietot zvaigžņu sabrukšanai. Enerģijai ir jāieplūst kaut kas, kas mijiedarbojas ārkārtīgi vāji. Kā jūs varētu uzminēt, šāda daļiņa ir neitrīno.

Kazino, kurā tika iegūts šāds ieskats, sauca par "Urca" (Casino-da-Urca). Ar Gamow vieglo roku šis process kļuva pazīstams kā Urca process. Pēc modeļa autora domām, tikai par godu kazino. Taču pastāv lielas aizdomas, ka jokdaris Gamovs no Odesas un dižciltīgs trollis šim jēdzienam piešķīris citu nozīmi.

Tātad, neitrīno nozog lauvas tiesu no sprāgstošās zvaigznes enerģijas. Tikai pateicoties šīm daļiņām, kļūst iespējams arī pats sprādziens.

Kādus neitrīnus mēs gaidām? Zvaigzne, tāpat kā mums pazīstamā matērija, sastāv no protoniem, neitroniem un elektroniem. Lai ievērotu visus saglabāšanas likumus: elektrisko lādiņu, vielas/antimatērijas daudzumu, visticamāk, dzims elektronu neitrīno.

Kāpēc supernovu neitrīni ir tik svarīgi?

Gandrīz visu astronomijas vēsturi cilvēki ir pētījuši Visumu tikai ar ienākošo elektromagnētisko viļņu palīdzību. Tie nes daudz informācijas, bet daudz kas paliek apslēpts. Fotoni ir viegli izkliedēti starpzvaigžņu vidē. Dažādiem viļņu garumiem starpzvaigžņu putekļi un gāze ir necaurredzami. Galu galā pašas zvaigznes mums ir pilnīgi necaurredzamas. Savukārt neitrīno spēj ienest informāciju no paša notikumu epicentra, stāstot par procesiem ar trakulīgām temperatūrām un spiedieniem – ar tādiem apstākļiem, kādus mēs diez vai kādreiz nonāksim laboratorijā.

c) Irēna Tambora. Neitrīni ir ideāli informācijas nesēji Visumā.

Mēs pietiekami maz zinām, kā matērija uzvedas tādos pārpasaulīgos režīmos, kādi tiek sasniegti sprādzienbīstamas zvaigznes kodolā. Šeit savijas visas fizikas nozares: hidrodinamika, daļiņu fizika, kvantu lauka teorija, gravitācijas teorija. Jebkura informācija "no turienes" ļoti palīdzētu paplašināt mūsu zināšanas par pasauli.

Iedomājieties, sprādziena spožums neitrīnā ir 100 (!) reizes lielāks nekā optiskajā diapazonā. Būtu neticami interesanti iegūt tik daudz informācijas. Neitrīno starojums ir tik spēcīgs, ka šīs gandrīz savstarpēji nesaistītās daļiņas nogalinātu cilvēku, ja viņš atrastos sprādziena tuvumā. Nevis pats sprādziens, bet tikai neitrīno! Daļiņa, kas garantēti apstāsies pēc lidojuma

kilometri svinā – 10 miljoni reižu pārsniedz Zemes orbītas rādiusu.

Lielais bonuss ir tas, ka neitrīniem vajadzētu nonākt pie mums vēl pirms gaismas signāla! Galu galā fotoniem ir nepieciešams daudz laika, lai izietu no zvaigznes kodola, savukārt neitrīni tam netraucēti izies cauri. Avanss var sasniegt veselu dienu. Tādējādi neitrīno signāls būs visu pieejamo teleskopu novirzīšanas izraisītājs. Mēs precīzi zināsim, kur un kad meklēt. Taču paši pirmie sprādziena brīži, kad spilgtums eksponenciāli pieaug un samazinās, zinātnei ir vissvarīgākie un interesantākie.

Kā jau minēts, supernovas sprādziens nav iespējams bez neitrīno uzliesmojuma. Smagie ķīmiskie elementi bez tā vienkārši nevar veidoties. Bet bez gaismas zibspuldzes – pilnīgi
. Šajā gadījumā neitrīno būs mūsu vienīgais informācijas avots par šo unikālo procesu.

Supernova 1987

20. gadsimta 70. gadi iezīmējās ar lielo apvienošanās teoriju strauju izaugsmi. Visi četri pamatspēki sapņoja, ka tos vieno viens apraksts. Šādiem modeļiem bija ļoti neparastas sekas – parastajam protonam bija jāsairst.

Šī retā notikuma meklēšanai ir uzbūvēti vairāki detektori. Starp tiem spēcīgi izcēlās Kamiokandes instalācija, kas atrodas Japānas kalnos.

Kamiokandes detektors.

Milzīga ūdens tvertne veica visprecīzākos mērījumus tam laikam, bet ... neko neatrada. Šie gadi bija tikai neitrīno fizikas rītausma. Kā izrādījās, tika pieņemts ļoti tālredzīgs lēmums nedaudz uzlabot instalāciju un pārorientēties uz neitrīniem. Instalācija tika uzlabota, vairākus gadus viņi cīnījās ar traucējošiem fona procesiem, un 1987. gada sākumā viņi sāka saņemt labus datus.

Signāls no supernovas SN1987a Kamiokande II detektorā. Horizontālā ass ir laiks minūtēs. .

Īpaši īss un skaidrs signāls. Nākamajā dienā astronomi ziņo par supernovas sprādzienu mūsu galaktikas satelītā Magelāna mākonī. Šī bija pirmā reize, kad astrofiziķi varēja novērot uzliesmojuma attīstību no tā agrīnajiem posmiem. Maksimumu tas sasniedza tikai maijā un pēc tam sāka lēnām izbalēt.

Kamiokande radīja tieši to, ko bija paredzēts redzēt no supernovas - elektronu neitrīno. Bet jaunais detektors, tikai sāk vākt datus... Tas ir aizdomīgi. Par laimi, viņš tajā laikā nebija vienīgais neitrīno detektors.

Amerikas sāls raktuvēs tika ievietots IMB detektors. Savā darba loģikā viņš bija līdzīgs Kamiokandei. Milzīgs kubs, kas piepildīts ar ūdeni un ieskauj fotosensori. Ātri lidojošas daļiņas sāk spīdēt, un šo starojumu uztver milzīgi fotopavairotāji.

IMB detektors bijušajās sāls raktuvēs ASV.

Dažus vārdus vajadzētu teikt par kosmisko staru fiziku PSRS. Šeit ir izveidojusies ļoti spēcīga ultraaugstas enerģijas staru fizikas skola. Vadims Kuzmins savos darbos bija pirmais, kurš parādīja, cik ārkārtīgi svarīgi ir pētīt daļiņas, kas ierodas no kosmosa - laboratorijā mēs diez vai kādreiz saņemsim šādas enerģijas. Patiesībā viņa grupa lika pamatus mūsdienu ultraaugstas enerģijas staru fizikas un neitrīno astrofizikas pamatiem.

Protams, šādi pētījumi nevarēja aprobežoties tikai ar teoriju, un kopš 80. gadu sākuma divos eksperimentos tika vākti dati par Baksanu (Kaukāzā) zem Andirči kalna. Viens no tiem ir vērsts uz Saules neitrīno izpēti. Viņam bija nozīmīga loma saules neitrīno problēmas risināšanā un neitrīno svārstību atklāšanā. Es par to runāju iepriekšējā. Otrais, neitrīno teleskops, tika uzbūvēts īpaši, lai noteiktu milzīgas enerģijas neitrīnus, kas nāk no kosmosa.

Teleskops sastāv no trim petrolejas tvertņu slāņiem, katram ir pievienots fotodetektors. Šī iestatīšana ļāva rekonstruēt daļiņu trasi.

Viens no neitrīno teleskopa slāņiem Baksanas neitrīna observatorijā

Tātad, trīs detektori ieraudzīja neitrīnus no supernovas – pārliecinošs un ārkārtīgi veiksmīgs neitrīno astrofizikas sākums!

Neitrīnos reģistrēti trīs detektori: Super-Kamiokande Japānas kalnos, IMB ASV un Baksanas aizā Kaukāzā.

Un tā gadu gaitā mainījās planetārais miglājs, ko veido sprādziena laikā nomestas zvaigznes apvalks.

c) Irēna Tambora. Šādi pēc sprādziena izskatās 1987. gada supernovas paliekas.

Vienreizēja akcija vai...

Jautājums ir gluži dabisks – cik bieži mums tā "paveiksies". Diemžēl ne daudz. novērojums saka, ka iepriekšējā supernova mūsu galaktikā eksplodēja 1868. gadā, bet tas netika novērots. Un pēdējais no tiem, kas atklāti jau 1604. gadā.

Bet! Katru sekundi kaut kur Visumā ir uzplaiksnījums! Tālu, bet bieži. Šādi sprādzieni rada izkliedētu fonu, kas ir nedaudz līdzīgs fona starojumam. Tas nāk no visiem virzieniem un ir aptuveni nemainīgs. Mēs diezgan veiksmīgi varam novērtēt intensitāti un enerģijas, pie kurām meklēt šādus notikumus.

Attēlā redzamas plūsmas no visiem mums zināmajiem neitrīno avotiem:

. Neitrīno spektrs uz Zemes no visiem iespējamiem avotiem.

Burgundijas līkne augšpusē ir neitrīno no 1987. gada supernovas, un zemāk redzamā ir fotogrāfija no zvaigznēm, kas eksplodē ik sekundi Visumā. Ja esam pietiekami jutīgi un spējam atšķirt šīs daļiņas no tā, kas nāk, piemēram, no Saules vai no reaktoriem, tad reģistrācija ir pilnīgi iespējama.

Turklāt Super-Kamiokande jau ir sasniegusi nepieciešamo jutību. Viņam tas bija jāuzlabo par lielumu. Šobrīd detektors ir atvērts, tiek veikta profilakse, pēc kuras tam tiks pievienota jauna aktīvā viela, kas būtiski uzlabos tā efektivitāti. Tāpēc turpināsim vērot un gaidīt.

Kā viņi tagad meklē neitrīnus no supernovām

Lai meklētu notikumus no zvaigžņu sprādzieniem, var izmantot divu veidu detektorus.

Pirmais ir Čerenkova detektors. Tas prasīs lielu daudzumu caurspīdīgas blīvas vielas - ūdens vai ledus. Ja neitrīno radītās daļiņas vidē pārvietojas ar ātrumu, kas lielāks par gaismas ātrumu, tad mēs redzēsim vāju mirdzumu. Atliek tikai uzstādīt fotodetektorus. No šīs metodes mīnusiem - mēs redzam tikai diezgan ātras daļiņas, viss, kas ir mazāks par noteiktu enerģiju, no mums izplūst.

Tā strādāja jau pieminētais IMB un Kamiokande. Pēdējais tika modernizēts uz Super-Kamiokande, kļūstot par milzīgu 40 metru cilindru ar 13 000 fotosensoriem. Tagad detektors ir atvērts pēc 10 gadu datu vākšanas. Tas tiks noslēgts ar noplūdēm, iztīrīts no baktērijām un pievienots nedaudz neitronu jutīgas vielas, un tas atkal sāks darboties.

Super-Kamiokande profilaksei. Vairāk liela mēroga fotoattēlu un video.

Varat izmantot to pašu noteikšanas metodi, bet mākslīgo akvāriju vietā izmantojiet dabiskos rezervuārus. Piemēram, tīrākie Baikāla ezera ūdeņi. Tagad tur tiek izvietots teleskops, kas aptvers divus kubikkilometrus ūdens. Tas ir 40 reizes lielāks nekā Super Kamiokande. Bet detektorus tur likt nav tik ērti. Parasti tiek izmantota bumbiņu vītne, kurā tiek ievietoti vairāki fotosensori.

Ļoti līdzīga koncepcija tiek īstenota Vidusjūrā, kur ir uzbūvēts un darbojas Antares detektors, plānots uzbūvēt milzīgu KM3Net, kas apskatīs kubu. kilometru jūras ūdens.

Viss būtu labi, bet jūrās peldas daudz dzīvu radību. Rezultātā ir nepieciešams izstrādāt īpašus neironu tīklus, kas atšķirs neitrīno notikumus no peldošām zivīm.

Bet jums nav jāeksperimentē ar ūdeni! Antarktikas ledus ir diezgan caurspīdīgs, tajā vieglāk uzstādīt detektorus, vēl nebūtu tik auksts... Dienvidpolā darbojas IceCube detektors - fotosensoru vītnes ielodētas kubikkilometra ledus biezumā, kas meklē neitrīno mijiedarbības pēdas ledū.

Notikuma ilustrācija IceCube detektorā.

Tagad pāriesim pie otrās metodes. Ūdens vietā varat izmantot aktīvo vielu - scintilatoru. Šīs vielas pašas mirdz, kad tām cauri iet lādēta daļiņa. Ja jūs savācat lielu šādas vielas vannu, jūs iegūstat ļoti jutīgu instalāciju.

Piemēram, Borexino detektors Alpos izmanto nedaudz mazāk par 300 tonnām aktīvā materiāla.

Ķīniešu DayaBay izmanto 160 tonnas scintilatora.

Bet par rekordistu gatavojas kļūt arī ķīniešu eksperiments JUNO, kurā būs pat 20 000 tonnu šķidrā scintilatora.

Kā redzat, tagad darbojas milzīgs skaits eksperimentu, kas ir gatavi atklāt neitrīnus no supernovas. Es esmu uzskaitījis tikai dažus no tiem, lai neapbērtu jūs ar līdzīgu fotoattēlu un diagrammu gūzmu.

Ir vērts atzīmēt, ka supernovas gaidīšana nav viņu visu galvenais mērķis. Piemēram, KamLand un Borexino uz Zemes ir izveidojuši lieliskus antineitrīnu avotus – galvenokārt reaktorus un radioaktīvos izotopus zarnās; IceCube pastāvīgi novēro īpaši augstu neitrīno neitrīno no kosmosa; SuperKamiokande pēta neitrīnus no Saules, atmosfēras un no tuvējā J-PARC paātrinātāja.

Lai kaut kā apvienotu šos eksperimentus, tika izstrādāti pat trigeri un brīdinājumi. Ja kāds no detektoriem redz kaut ko, kas izskatās pēc supernovas notikuma, signāls nekavējoties nāk uz citām instalācijām. Gravitācijas teleskopi un optiskās observatorijas arī tiek nekavējoties brīdināti un pārorientē savus instrumentus aizdomīgā avota virzienā. Pat astronomi amatieri var reģistrēties brīdinājumu saņemšanai, un ar nelielu veiksmi viņi var dot ieguldījumu šajā izpētē.

Bet, kā saka kolēģi no Borexino, bieži signālu no supernovas izraisa apkopēja, kas bija starp kabeļiem ...

Ko mēs sagaidām, ja mums nedaudz paveicas? Notikumu skaits ir ļoti atkarīgs no detektora skaļuma un svārstās no nenoteiktiem 100 līdz miljoniem notikumu. Ko lai saka par nākamās paaudzes eksperimentiem: Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE – tie kļūs daudzkārt jūtīgāki.

Ko mēs tagad redzētu supernovas sprādziena gadījumā mūsu galaktikā.

Rīt galaktikā var uzliesmot supernova, un mēs būsim gatavi saņemt ziņu no paša milzīgā sprādziena epicentra. Kā arī koordinē un virza pieejamos optiskos teleskopus un gravitācijas viļņu detektorus.

P.S. Īpašu paldies vēlos teikt ‘u, kurš deva morālu sitienu par raksta tapšanu. Es ļoti iesaku jums abonēt, ja jūs interesē jaunumi / fotoattēli / mēmes no daļiņu fizikas pasaules.

Senās hronikas un hronikas vēsta, ka dažkārt debesīs pēkšņi parādījās izcili spožas zvaigznes. Tās ātri palielinājās spilgtumā, un pēc tam lēnām, vairāku mēnešu laikā, izbalēja un vairs nebija redzamas. Tuvojoties maksimālajam spilgtumam, šīs zvaigznes bija redzamas pat dienas laikā. Spilgtākie uzliesmojumi bijuši 1006. un 1054. gadā, par kuriem informācija atrodama ķīniešu un japāņu traktātos. 1572. gadā šāda zvaigzne uzliesmoja Kasiopejas zvaigznājā, un to novēroja izcilais astronoms Tiho Brahe, bet 1604. gadā līdzīgu uzliesmojumu Ophiuchus zvaigznājā novēroja Johanness Keplers. Kopš tā laika četrus gadsimtus astronomijas "teleskopiskās" ēras laikā šādi uzliesmojumi nav novēroti. Tomēr, attīstoties novērošanas astronomijai, pētnieki sāka atklāt diezgan lielu skaitu līdzīgu uzplaiksnījumu, lai gan tie nesasniedza ļoti augstu spilgtumu. Šīs zvaigznes, pēkšņi uzradušās un drīz kā bez pēdām pazudušas, sāka saukt par "Jaunajām". Likās, ka 1006. un 1054. gada zvaigznes, Tiho un Keplera zvaigznes, bija tie paši uzliesmojumi, tikai ļoti tuvu un tāpēc spožāki. Taču izrādījās, ka tas tā nav. 1885. gadā astronoms Hartvigs Tartu observatorijā pamanīja jaunas zvaigznes parādīšanos labi zināmajā Andromedas miglājā. Šī zvaigzne sasniedza 6. šķietamo lielumu, tas ir, tās starojuma jauda bija tikai 4 reizes mazāka nekā no visa miglāja. Tad tas astronomus nepārsteidza: galu galā Andromedas miglāja daba nebija zināma, tika pieņemts, ka tas ir tikai putekļu un gāzes mākonis, kas atrodas diezgan tuvu Saulei. Tikai 1920. gados beidzot kļuva skaidrs, ka Andromedas miglājs un citi spirālveida miglāji ir milzīgas zvaigžņu sistēmas, kas sastāv no simtiem miljardu zvaigžņu un miljoniem gaismas gadu attālumā no mums. Andromedas miglājā tika konstatēti arī parasto Jauno zvaigžņu uzplaiksnījumi, kas redzami kā 17-18 magnitūdu objekti. Kļuva skaidrs, ka 1885. gada zvaigzne starojuma jaudas ziņā pārspēja Jaunās zvaigznes desmitiem tūkstošu reižu, īsu brīdi tās spilgtums bija gandrīz līdzvērtīgs milzīgas zvaigžņu sistēmas spožumam! Acīmredzot šo uzliesmojumu raksturam ir jābūt atšķirīgam. Vēlāk šie visspēcīgākie uzplaiksnījumi tika saukti par "supernovām", kur prefikss "super" nozīmēja to lielāku starojuma jaudu, nevis to lielāku "jaunumu".

Supernovu meklēšana un novērojumi

Tālu galaktiku fotogrāfijās supernovas sprādzienus sāka pamanīt diezgan bieži, taču šie atklājumi bija nejauši un nevarēja sniegt nepieciešamo informāciju, lai izskaidrotu šo grandiozo uzliesmojumu cēloni un mehānismu. Tomēr 1936. gadā astronomi Bāde un Cvikijs, kuri strādāja Palomaras observatorijā ASV, sāka sistemātisku sistemātisku supernovu meklēšanu. Viņu rīcībā bija Šmita teleskops, kas ļāva fotografēt vairākus desmitus kvadrātgrādu lielus laukumus un sniedza ļoti skaidrus attēlus pat vājām zvaigznēm un galaktikām. Salīdzinot vienas debess apgabala fotogrāfijas, kas uzņemtas dažas nedēļas vēlāk, var viegli pamanīt jaunu zvaigžņu parādīšanos galaktikās, kas ir skaidri redzamas attēlos. Fotografēšanai tika atlasīti tie debesu apgabali, kas bija bagātākie ar tuvējām galaktikām, kur to skaits vienā attēlā varēja sasniegt vairākus desmitus un supernovu noteikšanas iespējamība bija vislielākā.

1937. gadā Bādei un Cvikijam izdevās atklāt 6 supernovas. Starp tām bija diezgan spožas zvaigznes 1937C un 1937D (astronomi nolēma apzīmēt supernovas, pievienojot atklāšanas gadam burtus, kas norāda atklāšanas secību kārtējā gadā), kas sasniedza attiecīgi 8 un 12 magnitūdas. Viņiem tika iegūtas gaismas līknes - spilgtuma izmaiņu atkarība ar laiku - un liels skaits spektrogrammu - zvaigznes spektru fotogrāfijas, kas parāda starojuma intensitātes atkarību no viļņa garuma. Vairākas desmitgades šis materiāls kļuva par galveno visiem pētniekiem, kuri mēģināja atšķetināt supernovas sprādzienu cēloņus.

Diemžēl Otrais pasaules karš pārtrauca tik veiksmīgi iesākto novērošanas programmu. Sistemātiska supernovu meklēšana Palomaras observatorijā tika atsākta tikai 1958. gadā, taču ar lielāku Šmita sistēmas teleskopu, kas ļāva fotografēt zvaigznes līdz 22-23 magnitūdām. Kopš 1960. gada šim darbam ir pievienojušās vairākas citas observatorijas visā pasaulē, kur bija pieejami piemēroti teleskopi. PSRS šāds darbs tika veikts SAI Krimas stacijā, kur tika uzstādīts astrogrāfa teleskops ar lēcas diametru 40 cm un ļoti lielu redzes lauku - gandrīz 100 kvadrātgrādi, un Abastumani astrofizikas observatorijā. Gruzijā - uz Šmita teleskopa ar ieeju 36 cm.Krima, un Abastumani tika veikti daudzi supernovas atklājumi. No pārējām observatorijām lielākais atklājumu skaits veikts Asiago observatorijā Itālijā, kur darbojās divi Šmita sistēmas teleskopi. Tomēr Palomara observatorija joprojām ir līderis gan atklājumu skaita, gan maksimālā noteikšanai pieejamo zvaigžņu lieluma ziņā. Kopā 60. un 70. gados tika atklātas līdz 20 supernovas gadā, un to skaits sāka strauji pieaugt. Tūlīt pēc atklājuma ar lieliem teleskopiem sākās fotometriskie un spektroskopiskie novērojumi.

1974. gadā F. Cvikijs nomira, un drīz vien supernovu meklēšana Palomaras observatorijā tika pārtraukta. Atklāto supernovu skaits ir samazinājies, taču kopš 80. gadu sākuma tas atkal sācis augt. Dienvidu debesīs - Čīles Cerro el Roble observatorijā tika uzsāktas jaunas meklēšanas programmas, un astronomi sāka atklāt supernovas. Izrādījās, ka ar nelielu amatieru teleskopu palīdzību ar 20-30 cm lēcām diezgan veiksmīgi var meklēt spožu supernovu uzliesmojumus, sistemātiski novērojot vizuāli definētu galaktiku kopu. Vislielākos panākumus guva priesteris no Austrālijas Roberts Evanss, kuram kopš 80. gadu sākuma izdevās atklāt līdz pat 6 supernovām gadā. Nav brīnums, ka profesionāli astronomi jokoja par viņa "tiešo saikni ar debesīm".

1987. gadā Lielā Magelāna mākoņa galaktikā, kas ir mūsu Galaktikas "satelīts" un atrodas tikai 55 kiloparseku attālumā no mums, tika atklāta 20. gadsimta spožākā supernova SN 1987A. Kādu laiku šī supernova bija redzama pat ar neapbruņotu aci, sasniedzot maksimālo spilgtumu aptuveni 4 magnitūdas. Tomēr to varēja novērot tikai dienvidu puslodē. Šai supernovai tika iegūtas fotometrisko un spektrālo novērojumu sērijas, kas ir unikālas precizitātes un ilguma ziņā, un tagad astronomi turpina uzraudzīt, kā attīstās supernovas pārvēršanās process par izplešanos gāzveida miglājā.



Supernova 1987A. Augšējā kreisajā pusē ir fotoattēls ar apgabalu, kurā izcēlās supernova, kas uzņemts ilgi pirms uzliesmojuma. Zvaigzne, kas drīz uzsprāgs, ir atzīmēta ar bultiņu. Augšējā labajā pusē ir fotoattēls ar to pašu debesu apgabalu, kad supernova bija tuvu maksimālajam spilgtumam. Zemāk - šādi izskatās supernova 12 gadus pēc uzliesmojuma. Gredzeni ap supernovu ir starpzvaigžņu gāze (daļēji pirmssupernovas zvaigzne to izgrūda pat pirms uzliesmojuma), kas ir jonizēta uzliesmojuma laikā un turpina spīdēt.

80. gadu vidū kļuva skaidrs, ka fotogrāfijas ēra astronomijā tuvojas beigām. Strauji uzlabojošie CCD uztvērēji daudzkārt pārspēja fotogrāfisko emulsiju jutībā un ierakstītā viļņa garuma diapazonā, praktiski neatpaliekot no tā izšķirtspējas ziņā. Ar CCD kameru iegūto attēlu varēja uzreiz redzēt datora ekrānā un salīdzināt ar iepriekš iegūtajiem, un fotografēšanai izstrādes, žāvēšanas un salīdzināšanas process labākajā gadījumā aizņēma vienu dienu. Arī vienīgā atlikušā fotoplākšņu priekšrocība - iespēja fotografēt lielus debess laukumus - arī izrādījās nenozīmīga supernovu meklējumos: teleskops ar CCD kameru varēja atsevišķi attēlot visas galaktikas, kas vienā laikā nokrīt uz fotoplates. salīdzināms ar fotografēšanas ekspozīciju. Parādījušies pilnībā automatizētu supernovu meklēšanas programmu projekti, kuros teleskops pēc iepriekš ievadītas programmas tiek tēmēts uz izvēlētām galaktikām un iegūtos attēlus dators salīdzina ar agrāk iegūtajiem. Tikai tad, ja tiek atklāts jauns objekts, dators nosūta signālu astronomam, kurš noskaidro, vai tiešām ir fiksēts supernovas sprādziens. Deviņdesmitajos gados šāda sistēma, izmantojot 80 cm atstarojošu teleskopu, sāka darboties Lika observatorijā (ASV).

Vienkāršu CCD kameru pieejamība amatieru astronomiem ir novedusi pie tā, ka tās pāriet no vizuāliem novērojumiem uz CCD novērojumiem, un tad teleskopiem ar 20-30 cm lēcām kļūst pieejamas zvaigznes līdz 18 un pat 19 magnitūdām. Automātiskās meklēšanas ieviešana un to astronomu amatieru skaita pieaugums, kuri meklē supernovas, izmantojot CCD kameras, ir izraisījis atklājumu skaita eksploziju: šobrīd gadā tiek atklātas vairāk nekā 100 supernovas, un kopējais atklājumu skaits pārsniedz 1500. Pēdējos gados tiek meklētas ļoti attālas un vājas supernovas uz lielākajiem teleskopiem, kuru spoguļa diametrs ir 3-4 metri. Izrādījās, ka supernovu pētījumi, sasniedzot maksimālo spilgtumu 23-24 magnitūdas, var sniegt atbildes uz daudziem jautājumiem par visa Visuma uzbūvi un likteni. Vienā novērojumu naktī ar šādiem teleskopiem, kas aprīkoti ar vismodernākajām CCD kamerām, var atklāt vairāk nekā 10 tālu supernovas! Vairāki šādu supernovu attēli ir parādīti attēlā zemāk.

Gandrīz visām pašlaik atklātajām supernovām ir vismaz viens spektrs, un daudzām ir zināmas gaismas līknes (pateicoties arī amatieru astronomiem). Tātad analīzei pieejamais novērojumu materiāla apjoms ir ļoti liels, un šķiet, ka būtu jāatrisina visi jautājumi par šo grandiozo parādību būtību. Diemžēl pagaidām tas tā nav. Ļaujiet mums sīkāk apsvērt galvenos jautājumus, ar kuriem saskaras supernovas pētnieki, un visticamākās atbildes uz tiem šodien.

Supernovas klasifikācija, gaismas līknes un spektri

Pirms izdarīt secinājumus par parādības fizisko būtību, ir pilnībā jāizprot tās novērotās izpausmes, kuras ir pareizi jāklasificē. Protams, pats pirmais jautājums, ar ko saskārās supernovas pētnieki, bija, vai tās ir vienādas, un, ja nē, tad cik dažādas un vai tās var klasificēt. Jau pirmās supernovas, ko atklāja Bāde un Cvikijs, uzrādīja būtiskas atšķirības to gaismas līknēs un spektros. 1941. gadā R. Minkovskis ierosināja sadalīt supernovas divos galvenajos tipos pēc spektru rakstura. I tipam viņš piedēvēja supernovas, kuru spektri pilnīgi atšķīrās no visu tolaik zināmo objektu spektriem. Visumā visizplatītākā elementa - ūdeņraža - līnijas pilnībā nebija, viss spektrs sastāvēja no plašiem maksimumiem un minimumiem, kurus nevarēja identificēt, spektra ultravioletā daļa bija ļoti vāja. Supernovas tika iedalītas II tipam, kuru spektri uzrādīja zināmu līdzību ar "parastajām" novām ar ļoti intensīvu ūdeņraža emisijas līniju klātbūtni, to spektra ultravioletā daļa ir spilgta.

I tipa supernovu spektri saglabājās mīklaini trīs gadu desmitus. Tikai pēc tam, kad Yu.P. Pskovskii parādīja, ka spektru joslas nav nekas cits kā nepārtraukta spektra segmenti starp platām un diezgan dziļām absorbcijas līnijām, I tipa supernovu spektru identificēšana virzījās uz priekšu. Tika identificētas vairākas absorbcijas līnijas, galvenokārt visintensīvākās atsevišķi jonizēta kalcija un silīcija līnijas. Šo līniju viļņu garumi tiek novirzīti uz spektra violeto pusi, pateicoties Doplera efektam čaulā, kas izplešas ar ātrumu 10-15 tūkstoši km sekundē. Ir ārkārtīgi grūti identificēt visas līnijas I tipa supernovu spektros, jo tās ir ievērojami paplašinātas un pārklājas viena uz otru; papildus minētajam kalcijam un silīcijam bija iespējams noteikt magnija un dzelzs līnijas.

Supernovu spektru analīze ļāva izdarīt svarīgus secinājumus: I tipa supernovu laikā izmestajos apvalkos gandrīz nav ūdeņraža; savukārt II tipa supernovu čaulu sastāvs ir gandrīz tāds pats kā Saules atmosfērai. Korpusu izplešanās ātrumi ir no 5 līdz 15-20 tūkstošiem km / s, fotosfēras temperatūra ir aptuveni maksimālā - 10-20 tūkstoši grādu. Temperatūra strauji pazeminās un pēc 1-2 mēnešiem sasniedz 5-6 tūkstošus grādu.

Atšķīrās arī supernovu gaismas līknes: I tipam tās visas bija ļoti līdzīgas, tām ir raksturīga forma ar ļoti strauju spilgtuma pieaugumu līdz maksimumam, kas ilgst ne vairāk kā 2-3 dienas, strauju spilgtuma samazināšanos par 3 magnitūdām. 25-40 dienās un sekojošā lēnā samazināšanās, gandrīz lineāra zvaigžņu lielumu skalā, kas atbilst eksponenciālam spilgtuma samazinājumam.

II tipa supernovu gaismas līknes ir izrādījušās daudz daudzveidīgākas. Dažas bija līdzīgas I tipa supernovu gaismas līknēm, tikai ar lēnāku un ilgāku spilgtuma kritumu līdz lineāras “astes” sākumam, citās uzreiz pēc maksimuma sākas gandrīz nemainīga spilgtuma apgabals – tātad. - sauc par "plato", kas var ilgt līdz 100 dienām. Tad mirdzums strauji samazinās un nonāk lineārā "aste". Visas agrīnās gaismas līknes tika iegūtas, pamatojoties uz fotogrāfiskiem novērojumiem tā sauktajā fotogrāfisko lielumu sistēmā, kas atbilst parasto fotoplašu jutībai (viļņu garuma intervāls 3500-5000 A). Pat fotovizuālās sistēmas (5000-6000 A) izmantošana papildus tai ļāva iegūt svarīgu informāciju par supernovu krāsu indeksa (jeb vienkārši "krāsu") izmaiņām: izrādījās, ka pēc maksimuma, gan supernovu veidi nepārtraukti "sarkan", tas ir, galvenā starojuma daļa novirzās uz garākiem viļņu garumiem. Šis apsārtums apstājas lineāra spilgtuma samazināšanās stadijā, un to var pat aizstāt ar "zilāku" supernovu.

Turklāt I un II tipa supernovas atšķīrās pēc galaktiku veidiem, kurās tās uzliesmoja. II tipa supernovas ir konstatētas tikai spirālveida galaktikās, kur zvaigznes turpina veidoties arī šobrīd un kur atrodas gan mazmasas vecas zvaigznes, gan jaunas, masīvas un "īsmūžīgas" (tikai dažus miljonus gadu) zvaigznes. I tipa supernovas izvirst gan spirālveida, gan eliptiskās galaktikās, kur, domājams, zvaigžņu veidošanās nav bijusi intensīva miljardiem gadu.

Supernovu klasifikācija šādā formā saglabājās līdz 80. gadu vidum. CCD uztvērēju plašās izmantošanas sākums astronomijā ļāva ievērojami palielināt novērošanas materiāla daudzumu un kvalitāti. Modernās iekārtas ļāva iegūt spektrogrammas vājiem, līdz šim nepieejamiem objektiem; ar daudz lielāku precizitāti bija iespējams noteikt līniju intensitātes un platumus, reģistrēt vājākas līnijas spektros. CCD uztvērēji, infrasarkanie detektori un kosmosa kuģos uzstādītie instrumenti ir ļāvuši novērot supernovas visā optiskā starojuma diapazonā no ultravioletā līdz tālajam infrasarkanajam; Tika veikti arī supernovu gamma, rentgena un radio novērojumi.

Rezultātā šķietami izveidotā supernovu binārā klasifikācija sāka strauji mainīties un kļūt sarežģītāka. Izrādījās, ka I tipa supernovas nebūt nav tik viendabīgas, kā šķita. Šo supernovu spektros tika konstatētas būtiskas atšķirības, no kurām nozīmīgākā bija atsevišķi jonizēta silīcija līnijas intensitāte, kas novērota aptuveni 6100 A viļņa garumā. Lielākajai daļai I tipa supernovu šī absorbcijas līnija tuvu spilgtuma maksimumam bija pamanāmākā iezīme spektrā, taču dažām supernovām tās praktiski nebija, un hēlija absorbcijas līnijas bija visintensīvākās.

Šīs supernovas tika apzīmētas ar Ib, bet "klasiskās" I tipa supernovas tika apzīmētas ar Ia. Pēc tam izrādījās, ka dažām Ib supernovām trūkst arī hēlija līniju, un tās sauca par Ic tipu. Šie jaunie supernovu veidi atšķīrās no "klasiskajām" Ia supernovām ar to gaismas līknēm, kas izrādījās diezgan daudzveidīgas, lai gan pēc formas ir līdzīgas Ia supernovu gaismas līknēm. Ib/c tipa supernovas arī izrādījās radio emisijas avoti. Tās visas ir atrastas spirālveida galaktikās, reģionos, kur, iespējams, nesen ir notikusi zvaigžņu veidošanās un joprojām pastāv diezgan masīvas zvaigznes.

Supernovu Ia gaismas līknes sarkanajā un infrasarkanajā spektra diapazonā (joslas R, I, J, H, K) stipri atšķīrās no iepriekš pētītajām līknēm B un V joslās. I filtrā un garākos viļņu garumos, patiesa sekunde parādās maksimums. Tomēr dažām Ia supernovām šī otrā maksimuma nav. Šīs supernovas izceļas arī ar sarkano krāsu pie maksimālā spilgtuma, samazinātu spilgtumu un dažām spektrālām iezīmēm. Pirmā šāda supernova bija SN 1991bg, un tai līdzīgus objektus joprojām sauc par savdabīgām Ia supernovām vai "1991bg tipa supernovām". Cita veida supernovas Ia, gluži pretēji, ir raksturīgs maksimāli palielināts spilgtums. Tiem ir raksturīga zemāka absorbcijas līniju intensitāte spektros. Viņu "prototips" ir SN 1991T.

Jau pagājušā gadsimta 70. gados II tipa supernovas tika iedalītas pēc to gaismas līkņu rakstura "lineārajās" (II-L) un "plato" (II-P). Nākotnē sāka atklāt arvien vairāk supernovu II, kas uzrādīja noteiktas iezīmes gaismas līknēs un spektros. Tādējādi, saskaņā ar gaismas līknēm, divas no pēdējo gadu spožākajām supernovām, 1987A un 1993J, krasi atšķiras no citām II tipa supernovām. Abiem bija divi maksimumi gaismas līknēs: pēc uzliesmojuma spilgtums strauji kritās, tad atkal sāka pieaugt, un tikai pēc otrā maksimuma sākās galīgā spilgtuma samazināšanās. Atšķirībā no supernovas Ia otrais maksimums tika novērots visos spektra diapazonos, un SN 1987A tas bija daudz spilgtāks nekā pirmais garākos viļņu garuma diapazonos.

Starp spektrālajām pazīmēm visizplatītākā un pamanāmākā bija līdzās izplešanās apvalkiem raksturīgajām platajām emisijas līnijām arī šauru emisijas vai absorbcijas līniju sistēma. Šī parādība, visticamāk, ir saistīta ar blīva apvalka klātbūtni, kas ap zvaigzni pirms uzliesmojuma, šādas supernovas tika apzīmētas ar II-n.

Supernovas statistika

Cik bieži uzliesmo supernovas un kā tās izplatās galaktikās? Uz šiem jautājumiem ir jāatbild, veicot supernovu statistiskos pētījumus.

Šķiet, ka atbilde uz pirmo jautājumu ir pavisam vienkārša: pietiekami ilgi jānovēro vairākas galaktikas, jāsaskaita tajās novērotās supernovas un jāsadala supernovu skaits ar novērošanas laiku. Taču izrādījās, ka laiks, ko aptver diezgan regulāri novērojumi, joprojām ir pārāk īss, lai par atsevišķām galaktikām izdarītu konkrētus secinājumus: vairumā gadījumu tika novēroti tikai viens vai divi uzliesmojumi. Tiesa, atsevišķās galaktikās jau reģistrēts pietiekami liels supernovu skaits: rekordiste ir galaktika NGC 6946, kurā kopš 1917. gada atklātas 6 supernovas. Tomēr šie dati nesniedz precīzus datus par uzliesmojumu biežumu. Pirmkārt, nav zināms precīzs šīs galaktikas novērojumu laiks, un, otrkārt, uzliesmojumus, kas mums ir gandrīz vienlaicīgi, patiesībā varētu atdalīt diezgan lieli laika intervāli: galu galā supernovu gaisma galaktikas iekšienē pārvietojas dažādos ceļos. un tā izmēri gaismas gados ir daudz lielāki par novērošanas laiku. Pagaidām uzliesmojuma frekvences aplēsi ir iespējams iegūt tikai noteiktai galaktiku kopai. Lai to izdarītu, ir jāizmanto novērojumu dati par supernovu meklēšanu: katrs novērojums katrai galaktikai dod noteiktu "efektīvo izsekošanas laiku", kas ir atkarīgs no attāluma līdz galaktikai, no meklēšanas ierobežojošā lieluma un no galaktikas. supernovas gaismas līknes raksturs. Dažādu veidu supernovām vienas galaktikas novērošanas laiks būs atšķirīgs. Apvienojot rezultātus vairākām galaktikām, jāņem vērā to masas un spilgtuma atšķirības, kā arī morfoloģiskā tipa atšķirības. Pašlaik ir pieņemts rezultātus normalizēt galaktiku spilgtumam un apvienot datus tikai par galaktikām ar līdzīgiem veidiem. Nesenais darbs, kas balstīts uz vairāku supernovu meklēšanas programmu datu apvienošanu, ir devis šādus rezultātus: eliptiskās galaktikās tiek novērotas tikai Ia tipa supernovas, un "vidējā" galaktikā ar 10 10 saules spožuma spilgtumu viena supernova uzliesmo apm. reizi 500 gados. Spirālveida galaktikā ar tādu pašu spožumu supernovas Ia uzplaiksnī tikai ar nedaudz augstāku frekvenci, bet tām pievieno II un Ib / c tipa supernovas, un kopējais uzliesmojumu biežums ir aptuveni reizi 100 gados. Uzliesmojuma frekvence ir aptuveni proporcionāla galaktiku spožumam, tas ir, milzu galaktikās tā ir daudz augstāka: jo īpaši NGC 6946 ir spirālveida galaktika ar spilgtumu 2,8 10 10 Saules spožumu, tāpēc aptuveni trīs uzliesmojumi 100 gados. tajā var sagaidīt, un tajā novērotās 6 supernovas var uzskatīt par ne pārāk lielu novirzi no vidējās frekvences. Mūsu galaktika ir mazāka par NGC 6946, un tajā var sagaidīt vienu uzliesmojumu vidēji ik pēc 50 gadiem. Tomēr ir zināms, ka pēdējā tūkstošgadē ir novērotas tikai četras galaktikas supernovas. Vai šeit ir kāda pretruna? Izrādās, nē – galu galā lielāko daļu Galaktikas no mums noslēdz gāzes un putekļu slāņi, un Saules apkārtne, kurā tika novērotas šīs 4 supernovas, veido tikai nelielu Galaktikas daļu.

Kā supernovas izplatās galaktikās? Protams, līdz šim ir iespējams pētīt tikai summāro sadalījumu, kas reducēts līdz kādai "vidējai" galaktikai, kā arī sadalījumu attiecībā pret spirālveida galaktiku struktūras detaļām. Šīs daļas, pirmkārt, ietver spirālveida sviras; diezgan tuvās galaktikās ir skaidri redzami arī aktīvās zvaigžņu veidošanās apgabali, kas atšķiras ar jonizēta ūdeņraža mākoņiem - H II apgabalu vai spilgti zilu zvaigžņu kopām - OB asociāciju. Atkārtoti atkārtojot, palielinoties atklāto supernovu skaitam, telpiskā sadalījuma pētījumi ir devuši šādus rezultātus. Visu veidu supernovu sadalījumi pēc attāluma no galaktiku centriem savā starpā maz atšķiras un ir līdzīgi spožuma sadalījumam - blīvums samazinās no centra uz malām saskaņā ar eksponenciālu likumu. Atšķirības starp supernovu veidiem izpaužas sadalījumā attiecībā pret zvaigžņu veidošanās apgabaliem: ja visu veidu supernovas koncentrējas uz spirālveida pleciem, tad tikai II un Ib/c tipa supernovas koncentrējas uz H II apgabaliem. Var secināt, ka II vai Ib/c tipa uzliesmojumu izraisošas zvaigznes mūžs ir no 10 6 līdz 10 7 gadiem, bet Ia tipam tas ir aptuveni 10 8 gadi. Tomēr Ia supernovas tiek novērotas arī eliptiskās galaktikās, kur tiek uzskatīts, ka neviena zvaigzne nav jaunāka par 10 9 gadiem. Šai pretrunai ir divi iespējamie skaidrojumi: vai nu Ia supernovas sprādzienu raksturs spirālveida un eliptiskās galaktikās ir atšķirīgs, vai arī dažās eliptiskajās galaktikās joprojām turpinās zvaigžņu veidošanās un ir jaunākas zvaigznes.

Teorētiskie modeļi

Pamatojoties uz visu novērojumu datu kopumu, pētnieki nonāca pie secinājuma, ka supernovas sprādzienam vajadzētu būt pēdējam zvaigznes evolūcijas posmam, pēc kura tā beidz pastāvēt savā iepriekšējā formā. Patiešām, supernovas sprādziena enerģija tiek lēsta 10 50 - 10 51 erg apmērā, kas pārsniedz zvaigžņu gravitācijas saistošās enerģijas tipiskās vērtības. Supernovas sprādziena laikā izdalītā enerģija ir vairāk nekā pietiekama, lai pilnībā izkliedētu zvaigznes matēriju kosmosā. Kādas zvaigznes un kad tās beidz savu dzīvi ar supernovas sprādzienu, kāds ir procesu raksturs, kas noved pie tik gigantiskas enerģijas atbrīvošanās?

Novērojumu dati liecina, ka supernovas iedala vairākos veidos, kas atšķiras pēc čaulu ķīmiskā sastāva un to masām, pēc enerģijas izdalīšanās rakstura un saistībā ar dažāda veida zvaigžņu populācijām. II tipa supernovas ir nepārprotami saistītas ar jaunām, masīvām zvaigznēm, un ūdeņradis lielos daudzumos atrodas to apvalkos. Tāpēc to uzliesmojumi tiek uzskatīti par pēdējo zvaigžņu evolūcijas posmu, kuru sākotnējā masa ir lielāka par 8-10 Saules masām. Šādu zvaigžņu centrālajās daļās enerģija izdalās kodolsintēzes reakciju laikā, sākot no vienkāršākajām - hēlija veidošanās ūdeņraža kodolu saplūšanas laikā un beidzot ar dzelzs kodolu veidošanos no silīcija. Dzelzs kodoli ir visstabilākie dabā, un, tiem saplūstot, netiek atbrīvota enerģija. Tādējādi, kad zvaigznes kodols kļūst par dzelzi, enerģijas izdalīšanās tajā apstājas. Kodols nevar pretoties gravitācijas spēkiem un ātri saraujas – sabrūk. Procesi, kas notiek sabrukuma laikā, joprojām ir tālu no pilnīga izskaidrojuma. Taču ir zināms, ka, ja visa zvaigznes kodolā esošā matērija pārvēršas neitronos, tad tā var pretoties pievilkšanās spēkiem. Zvaigznes kodols pārvēršas par "neitronu zvaigzni" un sabrukums apstājas. Šajā gadījumā izdalās milzīga enerģija, kas nonāk zvaigznes apvalkā un liek tai sākt izplesties, ko mēs redzam kā supernovas sprādzienu. Ja zvaigznes evolūcija pirms tam notika "klusi", tad tās čaulas rādiusam vajadzētu būt simtiem reižu lielākam par Saules rādiusu, un tajā vajadzētu saglabāt pietiekami daudz ūdeņraža, lai izskaidrotu II tipa supernovu spektru. Ja lielākā daļa čaulas tika zaudēta evolūcijas laikā ciešā binārajā sistēmā vai kādā citā veidā, tad spektrā nebūs ūdeņraža līniju - mēs redzēsim Ib vai Ic tipa supernovu.

Mazāk masīvās zvaigznēs evolūcija norit savādāk. Pēc ūdeņraža sadedzināšanas kodols kļūst par hēliju, un sākas reakcija, pārvēršot hēliju par oglekli. Tomēr kodols netiek uzkarsēts līdz tik augstai temperatūrai, lai sāktos kodolsintēzes reakcijas, kas saistītas ar oglekli. Kodols nevar atbrīvot pietiekami daudz enerģijas un saraujas, tomēr šajā gadījumā kompresiju aptur kodola vielā esošie elektroni. Zvaigznes kodols pārvēršas par tā saukto "balto punduri", un apvalks izkliedējas kosmosā planetāra miglāja formā. Indijas astrofiziķis S. Čandrasekhars parādīja, ka baltais punduris var pastāvēt tikai tad, ja tā masa ir mazāka par aptuveni 1,4 Saules masām. Ja baltais punduris atrodas pietiekami ciešā binārā sistēmā, tad matērija var sākt plūst no parastas zvaigznes uz balto punduri. Baltā pundura masa pakāpeniski palielinās, un, pārsniedzot robežu, notiek sprādziens, kura laikā notiek strauja oglekļa un skābekļa kodoldegšana, kas pārvēršas radioaktīvajā niķelī. Zvaigzne tiek pilnībā iznīcināta, un izplešanās apvalkā notiek niķeļa radioaktīvā sadalīšanās par kobaltu un pēc tam dzelzi, kas nodrošina enerģiju čaulas mirdzēšanai. Šādi eksplodē Ia tipa supernovas.

Mūsdienu teorētiskie supernovu pētījumi galvenokārt ir aprēķini uz sprāgstošo zvaigžņu modeļu jaudīgākajiem datoriem. Diemžēl vēl nav izdevies izveidot modeli, kas novestu pie supernovas sprādziena un tā novērojamajām izpausmēm no zvaigžņu evolūcijas vēlīnā posma. Tomēr esošie modeļi adekvāti apraksta lielākās daļas supernovu gaismas līknes un spektrus. Parasti tas ir zvaigznes apvalka modelis, kurā "manuāli" tiek ieguldīta sprādziena enerģija, pēc kuras sākas tā izplešanās un sildīšana. Neskatoties uz lielajām grūtībām, kas saistītas ar fizisko procesu sarežģītību un daudzveidību, pēdējos gados šajā pētniecības virzienā ir gūti lieli panākumi.

Supernovu ietekme uz vidi

Supernovas sprādzieniem ir spēcīga un daudzveidīga ietekme uz apkārtējo starpzvaigžņu vidi. Milzīgā ātrumā izmestās supernovas čaula uzsūcas un saspiež apkārtējo gāzi. Varbūt tas var dot impulsu jaunu zvaigžņu veidošanās no gāzes mākoņiem. Sprādziena enerģija ir tik liela, ka tiek sintezēti jauni elementi, īpaši tie, kas ir smagāki par dzelzi. Materiāls, kas bagātināts ar smagajiem elementiem, tiek izkaisīts pa visu galaktiku ar supernovas sprādzieniem, kā rezultātā zvaigznes, kas radušās pēc supernovas sprādzieniem, satur vairāk smago elementu. Starpzvaigžņu vide "mūsu" Piena ceļa reģionā izrādījās tik bagāta ar smagajiem elementiem, ka kļuva iespējama dzīvības parādīšanās uz Zemes. Supernovas ir tieši atbildīgas par to! Supernovas, acīmredzot, rada arī daļiņu plūsmas ar ļoti lielu enerģiju - kosmiskos starus. Šīs daļiņas, caur atmosfēru iekļūstot Zemes virsmā, var izraisīt ģenētiskas mutācijas, kuru dēļ uz Zemes notiek dzīvības evolūcija.

Supernovas stāsta mums par Visuma likteni

Supernovas un jo īpaši Ia tipa supernovas ir vieni no spožākajiem zvaigznēm līdzīgiem objektiem Visumā. Tāpēc ar šobrīd pieejamo aprīkojumu var pētīt pat ļoti attālas supernovas.

Daudzas Ia supernovas ir atklātas galaktikās pietiekami tuvu, lai attālumu līdz tām varētu noteikt vairākos veidos. Par visprecīzāko šobrīd tiek uzskatīta attālumu noteikšana pēc redzamā spilgtuma noteikta veida spilgtām mainīgām zvaigznēm - cefeīdām. Ar kosmosa teleskopa palīdzību Habls atklāja un pētīja lielu skaitu cefeīdu galaktikās, kas atrodas aptuveni 20 megaparseku attālumā no mums. Pietiekami precīzi aprēķini par attālumiem līdz šīm galaktikām ļāva noteikt tajās uzliesmojušo Ia tipa supernovu spožumu. Ja pieņemam, ka tālajām supernovām Ia ir vienāds vidējais spilgtums, tad novēroto lielumu pie maksimālā spilgtuma var izmantot, lai novērtētu attālumu līdz tām.

Supernovas dzimšana

Debesis skaidrā dienā kopumā ir diezgan garlaicīga un vienmuļa aina: karsta Saules bumba un tīrs, bezgalīgs plašums, ko dažkārt rotā mākoņi vai reti mākoņi.

Vēl viena lieta ir debesis bez mākoņiem. Parasti tas viss ir izkaisīts ar spilgtām zvaigžņu kopām. Vienlaikus jāņem vērā, ka naksnīgajās debesīs ar neapbruņotu aci var redzēt no 3 līdz 4,5 tūkstošiem nakts gaismekļu. Un tie visi pieder Piena Ceļam, kurā atrodas mūsu Saules sistēma.

Pēc mūsdienu koncepcijām zvaigznes ir karstas gāzes bumbiņas, kuru dziļumos notiek hēlija kodolu termokodolsintēze no ūdeņraža kodoliem, atbrīvojot milzīgu daudzumu enerģijas. Tā ir viņa, kas nodrošina zvaigžņu spilgtumu.

Mums tuvākā zvaigzne ir mūsu Saule, kas atrodas 150 miljonu kilometru attālumā. Bet zvaigzne Proxima Centauri, kas atrodas tālāk pēc attāluma, atrodas 4,25 gaismas gadu attālumā no mums jeb 270 tūkstošus reižu tālāk par Sauli.

Šajā rādītājā ir zvaigznes, kas ir simtiem reižu lielākas par Sauli un tikpat reižu zemākas par Sauli. Tomēr zvaigžņu masas atšķiras daudz pieticīgākās robežās - no vienas divpadsmitās daļas no Saules masas līdz 100 no tās masām. Vairāk nekā puse no redzamajām zvaigznēm ir bināras un dažreiz trīskāršas sistēmas.

Kopumā mums redzamo zvaigžņu skaitu Visumā var apzīmēt ar skaitli 125 000 000 000 ar vienpadsmit papildu nullēm.

Tagad, lai izvairītos no sajaukšanas ar nullēm, astronomi vairs neveic atsevišķu zvaigžņu uzskaiti, bet gan veselas galaktikas, ņemot vērā, ka vidēji katrā no tām ir aptuveni 100 miljardi zvaigžņu.

Amerikāņu astronoms Frics Cvikijs aizsāka mērķtiecīgu supernovu meklēšanu.

Jau 1996. gadā zinātnieki lēsa, ka no Zemes var redzēt 50 miljardus galaktiku. Kad tika nodots ekspluatācijā Habla kosmiskais teleskops, kuram netraucē Zemes atmosfēras iejaukšanās, redzamo galaktiku skaits uzlēca līdz 125 miljardiem.

Pateicoties šī teleskopa visu redzošajai acij, astronomi ir iekļuvuši tādos Visuma dziļumos, ka ir redzējuši galaktikas, kas parādījās tikai vienu miljardu gadu pēc Lielā sprādziena, kas radīja mūsu Visumu.

Zvaigžņu raksturošanai tiek izmantoti vairāki parametri: spožums, masa, rādiuss un atmosfēras ķīmiskais sastāvs, kā arī tās temperatūra. Un, izmantojot vairākas zvaigznes papildu īpašības, varat arī noteikt tās vecumu.

Katra zvaigzne ir dinamiska struktūra, kas dzimst, aug un pēc tam, sasniegusi noteiktu vecumu, klusi nomirst. Bet gadās arī tā, ka pēkšņi uzsprāgst. Šis notikums izraisa liela mēroga izmaiņas zonā, kas atrodas blakus eksplodējošajai zvaigznei.

Tādējādi traucējumi, kas sekoja šim sprādzienam, izplatās milzīgā ātrumā un vairāku desmitu tūkstošu gadu laikā aptver milzīgu telpu starpzvaigžņu vidē. Šajā reģionā temperatūra strauji paaugstinās, līdz pat vairākiem miljoniem grādu, ievērojami palielinās kosmisko staru blīvums un magnētiskā lauka stiprums.

Šādas eksplodētās zvaigznes izmestās vielas īpašības ļauj tai veidot jaunas zvaigznes un pat veselas planētu sistēmas.

Šī iemesla dēļ astrofiziķi ļoti rūpīgi pēta gan supernovas, gan to paliekas. Galu galā, šīs parādības izpētes gaitā iegūtā informācija var paplašināt zināšanas par parasto zvaigžņu evolūciju, par procesiem, kas notiek neitronu zvaigžņu dzimšanas laikā, kā arī precizēt to reakciju detaļas, kuru rezultātā veidojas smagas. elementi, kosmiskie stari utt.

Savulaik tās zvaigznes, kuru spilgtums pēkšņi palielinājās vairāk nekā 1000 reižu, astronomi sauca par novām. Tie parādījās debesīs negaidīti, veicot izmaiņas parastajā zvaigznāju konfigurācijā. Pēkšņi palielinoties ne vairāk kā vairākus tūkstošus reižu, to spilgtums pēc kāda laika strauji samazinājās, un pēc dažiem gadiem to spilgtums kļuva tikpat vājš kā pirms sprādziena.

Jāpiebilst, ka uzliesmojumu biežums, kuru laikā zvaigzne tiek atbrīvota no vienas tūkstošdaļas savas masas un kura ar lielu ātrumu tiek izmesta kosmosā, tiek uzskatīta par vienu no galvenajām jaunu zvaigžņu dzimšanas pazīmēm. Bet tajā pašā laikā, lai cik dīvaini tas nešķistu, zvaigžņu sprādzieni neizraisa būtiskas izmaiņas to struktūrā vai pat iznīcināšanu.

Cik bieži šādi notikumi notiek mūsu galaktikā? Ja ņemam vērā tikai tās zvaigznes, kuru spilgtums nepārsniedza 3. magnitūdu, tad saskaņā ar vēsturiskajām hronikām un astronomu novērojumiem piecu tūkstošu gadu laikā tika novēroti ne vairāk kā 200 spilgti uzplaiksnījumi.

Bet, kad sāka veikt pētījumus par citām galaktikām, kļuva skaidrs, ka jauno zvaigžņu spilgtums, kas parādās šajos kosmosa stūros, bieži vien ir vienāds ar visas galaktikas, kurā šīs zvaigznes parādās, spilgtumu.

Protams, zvaigžņu parādīšanās ar šādu spožumu ir ārkārtējs notikums un absolūti atšķirībā no parasto zvaigžņu dzimšanas. Tāpēc jau 1934. gadā amerikāņu astronomi Frics Cvikijs un Valters Bāde ierosināja tās zvaigznes, kuru maksimālais spilgtums sasniedz parasto galaktiku spilgtumu, klasificēt kā atsevišķu supernovu un spožāko zvaigžņu klasi. Tajā pašā laikā jāpatur prātā, ka supernovas sprādzieni pašreizējā mūsu Galaktikas stāvoklī ir ārkārtīgi reta parādība, kas notiek ne biežāk kā reizi 100 gados. Visspilgtākie uzliesmojumi, kas reģistrēti ķīniešu un japāņu traktātos, notika 1006. un 1054. gadā.

Pēc piecsimt gadiem, 1572. gadā, izcilais astronoms Tiho Brahe novēroja supernovas sprādzienu Kasiopejas zvaigznājā. 1604. gadā Johanness Keplers redzēja supernovas dzimšanu Ophiuchus zvaigznājā. Un kopš tā laika tik grandiozi notikumi mūsu Galaktikā nav novēroti.

Iespējams, tas ir saistīts ar to, ka Saules sistēma mūsu Galaktikā ieņem tādu pozīciju, ka supernovas sprādzienus no Zemes ar optiskiem instrumentiem iespējams novērot tikai pusē no tās tilpuma. Atlikušajā daļā to kavē starpzvaigžņu gaismas absorbcija.

Un tā kā citās galaktikās šīs parādības notiek ar aptuveni tādu pašu biežumu kā Piena ceļā, galvenā informācija par supernovām uzliesmojuma brīdī tika iegūta no to novērojumiem citās galaktikās ...

Pirmo reizi 1936. gadā astronomi V. Bāde un F. Cvikijs sāka mērķtiecīgi meklēt supernovu. Trīs gadu laikā, veicot novērojumus dažādās galaktikās, zinātnieki atklāja 12 supernovas sprādzienus, kas pēc tam tika pakļauti rūpīgākiem pētījumiem, izmantojot fotometriju un spektroskopiju.

Turklāt progresīvāku astronomisko iekārtu izmantošana ir ļāvusi paplašināt jaunatklāto supernovu sarakstu. Un automatizētās meklēšanas ieviešana ir novedusi pie tā, ka zinātnieki ir atklājuši vairāk nekā simts supernovu gadā. Kopumā īsā laikā fiksēti 1500 no šiem objektiem.

Pēdējos gados ar jaudīgu teleskopu palīdzību zinātnieki vienas novērojumu nakts laikā atklājuši vairāk nekā 10 tālas supernovas!

1999. gada janvārī notika notikums, kas šokēja pat mūsdienu astronomus, kuri bija pieraduši pie daudziem Visuma "trikiem": kosmosa dzīlēs tika fiksēts desmit reižu spilgtāks zibsnis par visu to, ko zinātnieki fiksēja iepriekš. Viņu pamanīja divi pētniecības satelīti un teleskops Ņūmeksikas kalnos, kas aprīkoti ar automātisko kameru. Šī unikālā parādība notika Bootes zvaigznājā. Nedaudz vēlāk, tā paša gada aprīlī, zinātnieki atklāja, ka attālums līdz zibspuldzei ir deviņi miljardi gaismas gadu. Tas ir gandrīz trīs ceturtdaļas no Visuma rādiusa.

Astronomu veiktie aprēķini parādīja, ka dažās sekundēs, kuru laikā ilga zibspuldze, izdalījās daudzkārt vairāk enerģijas, nekā Saule saražoja piecu miljardu pastāvēšanas gadu laikā. Kas izraisīja tik neticamu sprādzienu? Kādi procesi izraisīja šo grandiozo enerģijas atbrīvošanu? Zinātne vēl nevar konkrēti atbildēt uz šiem jautājumiem, lai gan pastāv pieņēmums, ka divu neitronu zvaigžņu saplūšanas gadījumā varētu rasties tik milzīgs enerģijas daudzums.

Šis teksts ir ievaddaļa. No grāmatas 100 lieli astronautikas noslēpumi autors Slavins Staņislavs Nikolajevičs

RNII dzimšana Tikmēr Krievijas raķešu zinātnieku dzīvē notika viens svarīgs notikums. 1933. gada rudenī Gāzes dinamikas laboratorija un MosGIRD apvienojās vienā organizācijā - Reaktīvo pētījumu institūtā (RNII), kā rezultātā daži

No grāmatas Tu un tava grūtniecība autors Autoru komanda

No grāmatas Sieviete. Ceļvedis vīriešiem autors Novoselovs Oļegs Oļegovičs

No grāmatas Ģeogrāfiskie atklājumi autors Khvorostukhina Svetlana Aleksandrovna

Zemes dzimšana Tagad ir grūti pat iedomāties laiku, kad planēta Zeme izskatījās kā milzīga putekļaina bumba, bez veģetācijas un dzīviem organismiem. Pagāja vairāki miljardi gadu, pirms uz planētas virsmas radās dzīvība. Tas prasīja daudz vairāk

No grāmatas Somugru tautu mīti autors Petruhins Vladimirs Jakovļevičs

No grāmatas Slāvu enciklopēdija autors Artemovs Vladislavs Vladimirovičs

No grāmatas Mēs esam slāvi! autors Semenova Marija Vasiļjevna

No grāmatas Mūsu ķermeņa dīvainības - 2 autors Huans Stīvens

1. NODAĻA Dzimšana Alises piedzīvojumos Brīnumzemē Lūiss Kerols rakstīja: "Sāciet ar sākumu," karalis svinīgi teica, "un turpiniet, līdz sasniedzat beigas. Tad apstājies." Kāds gudrs cilvēks reiz teica: “Sākums vienmēr ir viegls. Tas ir daudz grūtāk, kas notiek

No grāmatas Dārgakmeņu noslēpumi autors Starcevs Ruslans Vladimirovičs

Dzimšana un griešana Cilvēks, kurš nepārzina rotu mākslas smalkumus, nevar noslēpt savu vilšanos, ieraugot neslīpētu smaragdu. Kur ir tīrība un caurspīdīgums, kur gaismas spēle un dziļa, vienreizēja gaisma, kas it kā mīt pašā akmenī un mirdz tā sirdī?

No grāmatas Datoru teroristi [Jaunākās tehnoloģijas pazemes dienestā] autors Revjako Tatjana Ivanovna

Vīrusu "dzimšana" Datorvīrusa vēsture, kā likums, ir informācija par vīrusa radīšanas (pirmās atklāšanas) vietu un laiku; informācija par radītāja identitāti (ja tā ir ticami zināma); iespējamās vīrusa "ģimenes" saites; informācija, kas saņemta no

No autora grāmatas Lielā padomju enciklopēdija (AN). TSB

No autora grāmatas Lielā padomju enciklopēdija (PA). TSB

No grāmatas es pazīstu pasauli. Ierocis autors Ziguņenko Staņislavs Nikolajevičs

Brauninga dzimšana Pirmo pašpielādējamo pistoli, kurā vairs nebija jūtama revolvera izkārtojuma ietekme, 1897. gadā izstrādāja Dž. Braunings, Beļģijas Nacionālās militāro ieroču rūpnīcas darbinieks Gerštālā. Lai samazinātu ieroču izmērus, izgudrotājs

No grāmatas es pazīstu pasauli. Kriminālistika autore Malaškina M.M.

Kas kopīgs sērkociņai un supernovai? Melnais šaujampulveris tika izgudrots Ķīnā pirms vairāk nekā 1000 gadiem. Ķīnieši formulu turēja noslēpumā, bet 1242. gadā angļu zinātnieks Rodžers Bēkons to atklāja visiem. Bekons bija spiests to darīt, pretējā gadījumā viņš būtu apsūdzēts burvībā un

No grāmatas 1000 sieviešu veselības noslēpumi autore Foley Denise

No grāmatas Pastaigas pirmsPētera Maskavā autors Besedina Marija Borisovna

Pilsētas dzimšana Bet atgriezīsimies tajos laikos, kad viss šis ūdens krāšņums, ko vēl neaptumšoja cilvēka patērētāja attieksme, koši dzirkstīja zem saules stariem. Tajā senatnē upes bija ne tikai dabiski ūdens apgādes avoti, ne tikai "piegādātāji"

1975. gada 29. augustā debesīs parādījās supernova Cygnus zvaigznājā. Tādu gaismekļu spožums zibspuldzes laikā dažu dienu laikā palielinās par desmitiem zvaigžņu lielumu. Supernovas spilgtums ir salīdzināms ar visu galaktiku, kurā tā izcēlās, un pat var to pārspēt. Mēs esam apkopojuši slavenāko supernovu izlasi.

"Krabja miglājs". Patiesībā šī nav zvaigzne, bet gan tās atliekas. Tas atrodas Vērša zvaigznājā. Krabja miglājs bija pāri no supernovas sprādziena ar nosaukumu SN 1054, kas notika 1054. gadā. Zibspuldze bija redzama 23 dienas ar neapbruņotu aci, pat dienas laikā. Un tas neskatoties uz to, ka tas atrodas aptuveni 6500 gaismas gadu (2 kpc) attālumā no Zemes.

Tagad miglājs izplešas ar ātrumu aptuveni 1500 kilometri sekundē. Krabja miglājs savu nosaukumu ieguva pēc astronoma Viljama Pārsonsa zīmējuma, ko 1844. gadā izveidoja, izmantojot 36 collu teleskopu. Šajā skicē miglājs ļoti atgādināja krabi.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahe). Tas uzliesmoja Kasiopejas zvaigznājā 1572. gadā. Tycho Brahe aprakstīja savus novērojumus no zvaigznes, ko viņš redzēja.

Kādu vakaru, kad es, kā parasti, paskatījos apkārt debesīm, kuru skats man ir tik pazīstams, es sev neaprakstāmu pārsteigumu netālu no zenīta Kasiopejā ieraudzīju spožu, neparasta izmēra zvaigzni. Pārsteigts par šo atklājumu, es nezināju, vai ticēt savām acīm. Spožuma ziņā to varētu salīdzināt tikai ar Venēru, kad šī pēdējā atrodas vistuvākajā attālumā no Zemes. Ar labu redzi apveltīti cilvēki šo zvaigzni varēja atšķirt skaidrās debesīs dienas laikā, pat pusdienlaikā. Naktī, kad debesis bija apmākušās, kad citas zvaigznes bija paslēptas, jaunā zvaigzne palika redzama caur diezgan bieziem mākoņiem.

SN 1604 jeb Keplera supernova. Tas izcēlās 1604. gada rudenī Ophiuchus zvaigznājā. Un šis gaismeklis atrodas aptuveni 20 000 gaismas gadu attālumā no Saules sistēmas. Neskatoties uz to, pēc uzliesmojuma tas debesīs bija redzams apmēram gadu.

SN 1987A izvirdās Lielajā Magelāna mākonī, Piena Ceļa pundurgalaktikā. Uzliesmojuma gaisma Zemi sasniedza 1987. gada 23. februārī. Zvaigzni ar neapbruņotu aci varēja redzēt tā gada maijā. Maksimālais redzamais magnitūds bija +3:185. Šis ir tuvākais supernovas sprādziens kopš teleskopa izgudrošanas. Šī zvaigzne kļuva par pirmo spožāko 20. gadsimtā.

SN 1993J ir otrā spožākā zvaigzne 20. gadsimtā. Tas izcēlās 1993. gadā spirālveida galaktikā M81. Šī ir dubultzvaigzne. Zinātnieki to uzminēja, kad tā vietā, lai pakāpeniski izbalētu, sprādziena produkti sāka dīvaini palielināt savu spilgtumu. Tad kļuva skaidrs: parasta sarkanā supergiganta zvaigzne nevar pārvērsties par tik neparastu supernovu. Bija pieņēmums, ka uzliesmojošais supermilzis ir savienots pārī ar citu zvaigzni.

1975. gadā Cygnus zvaigznājā eksplodēja supernova. 1975. gadā Cygnus astē notika tik spēcīgs sprādziens, ka supernova bija redzama ar neapbruņotu aci. Tā viņu Krimas stacijā pamanīja astronoms students Sergejs Šugarovs. Vēlāk izrādījās, ka viņa ziņa bija jau sestā. Pašā pirmajā, astoņas stundas pirms Šugarova, japāņu astronomi ieraudzīja zvaigzni. Jauno zvaigzni bez teleskopiem varēja redzēt dažas naktis: tā bija spoža tikai no 29. augusta līdz 1. septembrim. Tad viņa kļuva par parastu trešā lieluma zvaigzni spožuma ziņā. Tomēr sava mirdzuma laikā jaunajai zvaigznei izdevās spožumā pārspēt Alpha Cygnus. Tik spožas jaunas zvaigznes novērotāji nav redzējuši kopš 1936. gada. Zvaigzne tika nosaukta par Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni, un 1992. gadā tajā pašā zvaigznājā notika vēl viens uzliesmojums.

Jau 21. gadsimtā uzsprāga zvaigzne, kas kļuva par spožāko supernovu visā novērojumu vēsturē - SN 2006gy. Sprādziens 2006. gada 18. septembrī galaktikā NGC 1260. Tā spilgtums par aptuveni divām kārtām pārsniedza parasto supernovu spilgtumu, kas ļāva pieņemt, ka tā pieder jaunai šādu procesu klasei - hipernovām. Zinātnieki ir ierosinājuši vairākas notikušā teorijas: kvarku zvaigznes veidošanos, zvaigznes vairākkārtēju sprādzienu, divu masīvu zvaigžņu sadursmi.

Jaunākā supernova mūsu galaktikā ir G1.9+0.3. Tas atrodas apmēram 25 000 gaismas gadu attālumā un atrodas Strēlnieka zvaigznājā Piena ceļa centrā. Supernovas palieku izplešanās ātrums ir bezprecedenta - vairāk nekā 15 tūkstoši kilometru sekundē (tas ir 5% no gaismas ātruma). Šī zvaigzne uzliesmoja mūsu galaktikā apmēram pirms 25 000 gadu. Uz Zemes tās sprādzienu varēja novērot ap 1868. gadu.

Vērojot pirms sešiem gadiem izvirdušās supernovas paliekas, astronomi par pārsteigumu sprādziena vietā ir identificējuši jaunu zvaigzni, izgaismojot to apkārtējo materiālu mākoni. Zinātnieku atklājumi ir izklāstīti žurnālā AstrofizisksŽurnālsvēstules .

"Mēs nekad iepriekš neesam redzējuši, ka šāda veida sprādziens būtu tik ilgi spilgts, ja tam nebūtu nekādas mijiedarbības ar zvaigznes izmesto ūdeņradi pirms katastrofas. Taču šīs supernovas novērojumos nav ūdeņraža pazīmes,” saka Dens Milisavļevičs, pētījuma vadošais autors no Purdjū universitātes (ASV).

Atšķirībā no vairuma zvaigžņu sprādzienu, kas pazūd, SN 2012au turpina spīdēt, pateicoties jaudīgajam jaundzimušā pulsāram. Pateicība: NASA, ESA un J. DePasquale

Zvaigžņu sprādzieni, kas pazīstami kā supernovas, var būt tik spilgti, ka pārspēj galaktikas, kurās tās atrodas. Parasti tie pilnībā "pazūd" dažu mēnešu vai gadu laikā, bet dažkārt sprādziena paliekas "sabrūk" ar ūdeņradi bagātos gāzes mākoņos un atkal kļūst gaišas. Bet vai viņi var atkal spīdēt bez jebkādas iejaukšanās no ārpuses?

Lielām zvaigznēm sprāgstot, to iekšpuse "saritinās" līdz vietai, kur visas daļiņas kļūst par neitroniem. Ja iegūtajai neitronu zvaigznei ir magnētiskais lauks un tā griežas pietiekami ātri, tā var pārvērsties par pulsāra vēja miglāju. Visticamāk, tas notika ar SN 2012au, kas atrodas galaktikā NGC 4790 Jaunavas zvaigznāja virzienā.

"Kad pulsāra miglājs ir pietiekami spilgts, tas darbojas kā spuldze, apgaismojot ārējo izmešanu no iepriekšējā sprādziena. Mēs zinājām, ka supernovas rada ātri rotējošas neitronu zvaigznes, taču mums nekad nebija tiešu pierādījumu par šo unikālo notikumu,” piebilda Dens Milisavļevičs.

Pulsāra attēls burā, ko uzņēmusi NASA Čandras observatorija. Pateicība: NASA

SN 2012au sākotnēji izrādījās neparasts un daudzējādā ziņā dīvains. Lai gan sprādziens nebija pietiekami spilgts, lai to klasificētu kā "superluminālu" supernovu, tas bija ārkārtīgi enerģisks un ilgmūžīgs.

"Ja sprādziena centrā tiek izveidots pulsārs, tas var izspiest un pat paātrināt gāzi, tāpēc pēc dažiem gadiem varēsim redzēt, kā ar skābekli bagāta gāze "aizbēg" no SN 2012au sprādziena, Dans Milisavļevičs paskaidroja.

Krabja miglāja pukstošā sirds. Tās centrā atrodas pulsārs. Pateicība: NASA/ESA

Superluminālās supernovas ir apspriesta tēma astronomijā. Tie ir potenciālie gravitācijas viļņu, kā arī gamma staru uzliesmojumu un ātru radio uzliesmojumu avoti. Taču, izprotot procesus, kas ir aiz šiem notikumiem, ir jāsaskaras ar novērojumu sarežģītību, un tikai nākamās paaudzes teleskopi palīdzēs astronomiem atklāt šo uzliesmojumu noslēpumus.

"Tas ir fundamentāls process Visumā. Mēs nebūtu šeit, ja nebūtu supernovas. Šajos katastrofālajos notikumos tiek radīti daudzi dzīvībai nepieciešamie elementi, tostarp kalcijs, skābeklis un dzelzs. Es domāju, ka mums kā Visuma pilsoņiem ir svarīgi izprast šo procesu,” secināja Dens Milisavļevičs.